центральная часть  галактики  М100 (NGC4321)

      В спиральной галактике М100 из созвездия Волос Вероники найдена сверхновая,  которая  вспыхну-
 ла 26 лет назад, но не погасла до сих пор, сообщается в пресс-релизе Европейского космического агент-
 ства  ( ESA ). Как правило, такие звезды возвращаются к исходной яркости всего  за несколько месяцев,
 и  астрофизики пока не готовы объяснить,  чем вызвана  затянувшаяся  вспышка. 

              
              ультра-фиолетовый снимок М100 с телескопа XMM-Newton  ( фильтры B, U и UVW1 )

    Знаменитая  галактика  М100   по размеру  не уступает  нашему Млечному Пути  и удалена  от нас на 
  56 миллионов световых лет, её грандиозные спирали должны быть похожи на структуру нашей галак-
  тики.

              
             рентгеновский снимок телескопа XMM-Newton  галактики М100 - 
             мягкий спектр 0.3-1.5 keV ( красный);   средний спектр 1.5-4 keV
             (зелёный);   и  жесткий спектр  4-10 keV ( бело-голубой)

  Сверхновую SN 1979C  сфотографировал недавно в рентгеновских лучах орбитальный телескоп XMM-
 -Newton. На эту часть спектра приходится большая  часть излучения  из мест  космических взрывов,  ре-
 зультатами которых являются сверхновые. Видимая яркость, как и предсказывает теория,  уменьшилась
 с момента вспышки в 250 раз, так что до получения  рентгеновских снимков  звезда ничем  не  выделя-
 лась из общего ряда. 
    Несмотря на то, что феномен все еще остается необъясненным, астрономы уже запланировали новые
 наблюдения. По их словам,  обычно короткой  вспышки недостаточно,  чтобы  собрать  всю  необходи-
 мую информацию, а теперь возникла возможность  в деталях  исследовать  историю  сверхновой.  Уче-
 ные пояснили, что  рентгеновская вспышка подсветила  "звездный ветер" -  потоки вещества,  покинув-
 шие звезду, так что астрономы смогут увидеть ее "оболочки", возраст которых  достигает 16 тысяч лет.
 
                                

                                esa.int/esaSC/SEME2C0DU8E_index_0.html

                    
                        SMC (Малое Магеланово Облако)  и  скопление 47 Tucanae ( 47 Тукана)

  Новые наблюдения, проведенные с помощью космической рентгеновской  обсерватории Chandra, поз-
волили получить ответ на вопрос о том, благодаря чему специфические космические объекты, называе-
мые миллисекундными пульсарами (т.е. очень быстро вращающиеся намагниченные нейтронные звез-
ды),  так здорово раскручиваются.
  Оказалось, что все дело в изначальном месторасположении бывшей звезды. В данном случае "Чандра"
имела дело с густонаселенным шаровым скоплением 47 Tucanae (оно расположено примерно в 16 тыся-
чах световых лет от нас в южном созвездии Тукана), где звезды "упакованы" столь плотно,  что расстоя-
ние между соседями не превышает одной десятой светового года (напомним, что до ближайшей к Солн-
цу звезды Проксимы Центавра свет должен лететь примерно четыре года). И вот в этом  "звездном  кот-
ле" обнаружены почти две дюжины миллисекундных пульсаров. Столь обширная  выборка  представля-
ет собой настоящее золотое дно для астрономов, пытающихся теперь проверить некоторые теории, опи-
сывающие происхождение миллисекундных пульсаров. В частности, необходимо  было отыскать некий 
"промежуточный" тип раскручивающегося пульсара, и вот он-то и был найден в лице объекта  47 Tuc W
(PSR J0024-7204W). 

                          
                                          снимок HST -  шаровое скопление  47 Тукана  (NGC 104)

  Согласно теории,  первым этапом создания миллисекундного  пульсара считается  формирование  ней-
тронной звезды в результате взрыва какого-нибудь звездного гиганта в виде сверхновой. Если свежеис-
печенная нейтронная звезда находится при этом в шаровом скоплении, то после вспышки  за счет отда-
чи ( вероятность того, что взрыв будет абсолютно сферически симметричным, невелика ) она исполнит
своеобразный беспорядочный "танец" вокруг центра кластера, выбрав при этом себе  звезду- компаньо-
на, которую позже может поменять и на другую. Точно так же, как в переполненном танцклассе, в пере-
груженном звездами шаровом  скоплении теснота  может заставить  нейтронную звезду  "притиснуться"
поближе к своему компаньону или же часто менять партнеров, формируя все более тесные пары. Когда
связь становится достаточно тесной, компактная гравитирующая  нейтронная звезда  "теряет  голову"  и 
начинает срывать материю-одежду со своего визави. Часть этого  сворованного  вещества выпадает  на
нейтронную звезду, при этом от взаимного  трения быстро  движущихся  к своему  новому дому  частиц
материя очень сильно разогревается и испускает рентгеновское излучение, в результате чего на свет по-
является новая рентгеновская бинарная система, а нейтронная звезда делает критически важный второй
шаг к превращению в миллисекундный пульсар. Далее материя, падающая на нейтронную звезду, посте-
пенно ее раскручивает. После 10-100 миллионов лет такого "подталкивания карусели", нейтронная звез-
да вращается уже  со скоростью  одного оборота  за несколько миллисекунд.  Ну а  в конце концов  из-за 
быстрого вращения нейтронной звезды или дальнейшей эволюции ее  компаньона выпадение  остатков
чужой материи прекращается, уровень рентгеновского излучения снижается, и нейтронная звезда  начи-
нает проявлять себя уже в виде испускающего почти исключительно  радиоимпульсы  миллисекундного
пульсара.


          "Голубые странники"   в центре скопления   47 Тукана
           снимок  HST  -  Wide Field Planetary Camera 2
         Астрономы полагают, что эти голубые звезды образуются либо при медленном слиянии звезд
         в двойных системах, либо при столкновении несвязанных звезд.   Для голубых "приблудных" в 
         Тукане более предпочтительным кажется сценарий медленного слияния.

 Большинство астрономов уже поверило в этот сценарий "бинарной раскрутки", то есть в то, что милли-
секундные пульсары создаются в условиях тесных звездных пар, ведь это подтверждается многочислен-
ными наблюдениями пульсаров, постепенно увеличивающих скорость  своего вращения  в  рентгеновс-
ких бинарных системах, да и почти все миллисекундные радиопульсары  открыты  именно  в бинарных
системах. Однако решающего  доказательства  до сих  пор  недоставало,  поскольку  не было  известно о 
транзиентных (переходных) объектах между вторым и финальным этапами. Теперь подобный  тип  сис-
тем наконец найден.

                          
                              (X-Ray)  рентгеновский снимок   ( 47 Tuc W  - отмечена стрелкой )

 47 Tuc W - это бинарная звездная система, состоящая из одной "нормальной" и одной нейтронной звез-
ды. При этом нейтронная звезда - пульсар - делает полный оборот каждые 2,35 миллисекунды.  Мигни-
те глазом - и сверхплотный объект звездной массы, диаметр которого  не превышает  размеров  острова
Манхэттен, обернется 25 или даже большее число раз. От себе подобных  47 Tuc W отличается тем,  что
излучает  заметно большее  количество  высокоэнергетичных  фотонов  рентгеновского диапазона.  Эта 
аномалия должна указывать на какое-то различие в механизмах, порождающих рентгеновские лучи. 
 Считается, что за это излучение ответственна ударная волна, возникающая в ходе столкновения между
материей, истекающей из звезды-компаньона, и частицами "звездного ветра", разогнанными пульсаром
 до околосветовых скоростей. Регулярные вариации в оптическом и рентгеновском диапазонах, соответ-
ствующие 3,2-часовому орбитальному периоду этой пары звезд,  как раз  и служат подтверждением  по-
добной интерпретации. 
 Группа астрономов из американского Гарвард-Смитсонианского  астрофизического центра  ( CfA, Кем-
бридж, штат Массачусетс) показала,  что характеристики  рентгеновского излучения  и световые  вариа-
ции от 47 Tuc W почти идентичны тем, что наблюдались у маломассивного  рентгеновского  бинарного
источника  J1808  ( SAX J1808.4-3658).  Следовательно,  сходство  между  известным  миллисекундным 
пульсаром и известной  рентгеновской  двойной звездой  позволяет  установить  искомую  связь  между
данными  типами объектов.
  По всей видимости, "нормальная" звезда-компаньон в 47 Tuc W имеет массу немногим более 1/8 массы
Солнца и представляет собой относительно нового партнера нейтронной звезды, а не того компаньона,
что в свое время раскрутил миллисекундный пульсар,  пожертвовав  на это львиную  долю своей  мате-
рии. Новый спутник, приобретенный за счет лихого обмена партнерами в "танце",  изгнал предыдущего
жертвенного компаньона и теперь пробует повторить его "подвиг" по раскрутке уже раскрученного пуль-
сара, создавая таким образом  наблюдаемую ударную волну.  Напротив,  двойная  рентгеновская  звезда
 J1808 расположена отнюдь не в шаровом скоплении, а оттого с большой вероятностью пульсар там "ко-
ротает век" со своим первоначальным стареньким "усохшим" компаньоном,  который  в свое время  был 
"вычерпан" до того, что превратился в жалкий коричневый карлик с массой ниже 5%  солнечной массы.

    ссылки:
    chandra.harvard.edu/photo/2005/47tuc
    spaceref.com/news/viewpr.html?pid=17480
    grani.ru/Society/Science/p.92603.html
    arxiv.org/abs/astro-ph/0506031